Kas yra matomo saulės atmosferos sluoksnio pavadinimas. Vidinė Saulės struktūra.

SaulėNepaisant to, kad jis yra nurodytas "Geltona nykštukė" Taip puikiai, kad netgi sunku įsivaizduoti. Kai mes sakome, kad Jupiterio masė yra 318 masės žemės, atrodo neįtikėtina. Bet kai mes sužinome, kad 99,8% visos medžiagos masės patenka į saulę - tai tiesiog peržengia supratimo.

Per pastaruosius metus mes daug išmokome apie tai, kaip "mūsų" žvaigždė yra išdėstyta. Nors žmonija nebuvo išradusi (ir mažai tikėtina, kad kada nors išrado) mokslinių tyrimų zondas, galintis fiziškai kreiptis į saulę ir paimti jo cheminės medžiagos mėginius, mes nesame blogai apie jo sudėtį.

Žinios apie fiziką ir galimybes suteikia mums galimybę tiksliai pasakyti, ką saulė susideda iš: 70% savo masės yra vandenilis, 27% - helis, kiti elementai (anglies, deguonies, azoto, geležies, magnio ir kt.) - 2,5%.

Tačiau tik ši sausa statistika yra mūsų žinios, laimei, nėra ribotos.

Kas yra saulės viduje

Pagal šiuolaikinius skaičiavimus saulės gelmių temperatūra pasiekia nuo 15 iki 20 milijonų laipsnių Celsijaus, žvaigždžių tankis siekia 1,5 gramų už kubinį centimetrą.

Saulės energijos šaltinis yra nuolat veikianti branduolinė reakcija, kuri teka giliai po paviršiumi, dėl kurio išlaikoma aukšta spindulio temperatūra. Giliai po saulės paviršiuje, vandenilis virsta helio dėl branduolinės reakcijos su kartu energijos išleidimo.
"Saulės branduolinės sintezės zona" vadinama saulėtas branduolys Ir turi maždaug 150-175 tūkst. Km spinduliu (iki 25% saulės spindulio). Medžiagos tankis saulės šerdyje yra 150 kartų didesnis už vandens tankį ir beveik 7 kartus yra tankio medžiagos tankis žemėje: Osmia.

Mokslininkai žino dviejų žvaigždžių žvaigždžių terlotinių reakcijų tipus: vandenilio ciklas ir. \\ T anglies ciklas. Saulėje daugiausia teka vandenilio ciklaskuris gali būti suskirstytas į tris etapus:

• vandenilio šerdys virsta deuterio branduoliu (vandenilio izotopu)
• vandenilio branduoliai virsta nestabili Helija ISOTOPE branduoliu
• pirmosios ir antrosios reakcijos produktai yra privalomi stabiliai helio izototopui (Helio-4) formavimui.

Kiekvienoje sekundėje 4,26 mln. Tonų žvaigždžių medžiagos virsta spinduliuotėmis, tačiau, palyginti su saulės svoriu, net tai neįtikėtina vertė yra tiek mažai, kad jie gali būti apleisti.

Šilumos derlius nuo saulės žarnyno atliekamas sugeriant elektromagnetinę spinduliuotę iš apačios ir tolesnio pakartotinio palengvinimo.

Artėja prie saulės, išmetamos iš žarnyno energijos, paviršiaus perduodamas daugiausia konvekcijos zonaSaulė naudojant procesą konvekcija. \\ T - Medžiagos maišymas (šiltų cheminės medžiagos srautai kyla arčiau paviršiaus, šalčio nuleidžiamos).
Konvekcijos zona yra apie 10% saulės skersmens gylyje ir ateina į beveik žvaigždės paviršių.

Saulės atmosfera.

Virš Konvekcijos zonos pradeda saulės atmosferą, jame energijos perdavimas vėl atsiranda dėl spinduliuotės.

Photosphere. Jie vadina apatinį saulės atmosferos sluoksnį - matomą saulės paviršių. Jo storis atitinka maždaug 2/3 vienetų optinį storio, o absoliučiais "Photosphere" vertėmis pasiekia 100-400 km storio. Tai yra "Photosphere", kuri yra saulės spinduliuotės šaltinis, temperatūra yra nuo 6600 k (pradžioje) iki 4400 K (viršutiniame fotografijos krašte).

Tiesą sakant, saulė atrodo kaip puikus ratas su aiškiomis ribomis tik todėl, kad ant Photosphere sienos, jo ryškumas patenka 100 kartų mažiau nei vieną sekundę lanko. Dėl šios žemės saulės diskas pastebimai yra mažiau ryškus nei centras, jų ryškumas yra tik 20% disko centro ryškumo.

Chromosfera - antrasis saulės atmosferos sluoksnis, išorinė žvaigždės apvalkalas, apie 2000 km storio fotografiją. Chromosferos temperatūra didėja su 4000 iki 20 000 K. Žiūrėti saulę nuo žemės, mes nematome chromosferos dėl mažo tankio. Jį galima stebėti tik saulės užtemimo metu - intensyvus raudonas šviečia aplink saulės disko kraštus, tai yra žvaigždės chromosfera.

Saulės karūna - Paskutinis saulės atmosferos išorinė korpusas. Karūną sudaro išsikišimai ir energijos išsiveržimai, išeinantys ir išsiveržiantys keli šimtai tūkstančių ir net daugiau nei milijoną kilometrų į kosmosą, formuojasi saulėtas vėjas. Vidutinė koronalinė temperatūra yra iki 2 mln. K, tačiau ji gali ateiti iki 20 mln. K. Tačiau, kaip ir chromosfera - nuo žemės, saulės karūna matoma tik užtemimo metu. Per mažas saulės karūnos medžiagos tankis neleidžia jo stebėti įprastomis sąlygomis.

Saulėtas vėjas

Saulėtas vėjas - įkrautų dalelių (protonų ir elektronų) srautas, kurį išskiria šildomu išoriniais žvaigždės atmosferos sluoksniais, kuris tęsiasi prie mūsų planetinės sistemos sienų. Linijos kas antrą kartą praranda milijonus tonų savo masės dėl šio reiškinio.

Netoli planetos žemės orbitos saulės dalelių greitis pasiekia 400 kilometrų per sekundę (jie juda palei mūsų žvaigždės sistemą su viršgarsiniu greičiu), o saulės vėjo tankis nuo kelių iki kelių dešimčių jonizuotų dalelių kubiniame centimetre.

Tai buvo saulės vėjas negailestingai "trepetas" planetų atmosferą, "pučia iš" dujų, esančių jame į atvirą erdvę, ji yra iš esmės atsakinga už. Norėdami atsispirti saulės vėjui, leidžianti planetos magnetiniam laukui, kuris tarnauja kaip nematoma apsauga nuo saulės vėjo ir apsaugo nuo atmosferos atomų nutekėjimo į atvirą erdvę. Saulės vėjo susidūrimo su magnetiniu lauku planetos, optinis reiškinys įvyksta, kuris ant žemės skambiname - poliariniai žibintaikartu su magnetinėmis audromis.

Tačiau nedarbas ir saulės vėjo privalumai - tai jis "pučia" nuo saulės sistemos ir kosminės spinduliuotės galaktikos kilmės - todėl apsaugo mūsų žvaigždės sistemą nuo išorinės, galaktikos spinduliuotės.

Ieškote poliarinių radikalų grožio, sunku patikėti, kad šie ratlankiai yra matomi saulės vėjo ženklai ir žemės magnetera

PROTOUTOYRANS. \\ T

Saulės paviršius, kurį matome, yra žinomas kaip "Photosphere". Tai yra sritis, kurioje šviesa iš branduolio pagaliau pasiekia paviršių. Photosphere temperatūra yra apie 6000 k, ir ji šviečia su balta šviesa.

Teisė per Photosphere, atmosfera išplečia kelis šimtus tūkstančių kilometrų. Apsvarstykite saulės atmosferos pastatą.

Pirmasis sluoksnis atmosferoje turi minimalią temperatūrą ir yra maždaug 500 km atstumu virš Photosphere paviršiaus, o apie 4000 K. žvaigždė yra gana kieta.

Chromosfera

Kitas sluoksnis yra žinomas kaip chromosfera. Tai tik apie 10 000 km nuo paviršiaus. Chromosferos viršuje temperatūra gali siekti 20 000 K. Chromosfera yra nematoma be specialios įrangos, kuri naudoja siauras juostos optinius filtrus. Milžiniškas saulės apsaugai gali pakilti į chromosferą iki 150 000 km aukščio.

Virš Chromosos yra pereinamasis sluoksnis. Žemiau šio sluoksnio, sunkumas yra dominuojanti jėga. Pereinamojo laikotarpio regione temperatūra greitai pakyla, nes helis tampa visiškai jonizuota.

Saulės karūna

Kitas sluoksnis yra karūna, ir jis plinta nuo saulės iki milijonų kilometrų erdvėje. Galite matyti karūną per visą užtemimą, kai diskas yra uždarytas mėnulio. Karūnos temperatūra yra apie 200 kartų karšto paviršiaus.

Nors "Photosphere" temperatūra yra tik 6000 K, karūna gali pasiekti 1-3 mln. Degrees Kelvin. Mokslininkai vis dar visiškai nežino, kodėl tai yra tokia didelė.

Helliosfer

Viršutinė atmosferos dalis vadinama heliosfera. Tai yra saulės vėjo, pripildytos saulės vėjo, burbulas, jis tęsiasi apie 20 astronominių vienetų (1 AE. Tai atstumas nuo žemės iki saulės). Galų gale, heliphere palaipsniui juda į tarpžvaigždės terpę.

Programos klausimai:

Saulės atmosferos cheminė sudėtis;

Saulės rotacija;

Saulės disko sugadinimas į kraštą;

Išoriniai saulės atmosferos sluoksniai: chromosfera ir karūna;

Saulės radijo ir rentgeno spinduliuotė.

Santrauka:

Saulės atmosferos cheminė sudėtis;

Materiame regione saulės spinduliuotė turi nepertraukiamą spektrą, palyginti su keliais dešimtys tūkstančių tamsių absorbcijos linijų, vadinamų fraungaferovas. Didžiausias intensyvumas nuolatinis spektras pasiekia sinephal dalį, 4300-5000 a abiejose didžiausios spektro intensyvumo pusėse.

"Outatitimopher" stebėjimai parodė, kad saulė spinduliuoja nematomoje trumpojo bangos ir ilgo bangų spektro spektrui. Trumpame tinkle spektras labai pasikeičia. Nuolatinio spektro intensyvumas greitai nukrenta, o tamsiai flamofer linijos pakeičiamos emisija.

Stipriausia saulės spektro linija yra ultravioletinėje zonoje. Ši rezonansinė vandenilio linija l  co bangos ilgis 1216 A. matomame regione, intensyviausios rezonansinės linijos N ir į jonizuotą kalcio yra intensyviausi. Po jų pirmosios linijos ballmer serijos vandenilio h , h , h , tada rezonanso natrio linijos, magnio, geležies, titano linijų ir kitų elementų po to seka intensyvumas. Likusios daugelio linijų yra identifikuojamos su maždaug 70 gerai žinomų cheminių elementų spektrais nuo D.I. Mendeleeva. Šių linijų buvimas saulės spektru rodo atitinkamų elementų buvimą saulės atmosferoje. Nustatyta vandenilio, helio, azoto, anglies, deguonies, magnio, natrio, geležies, kalcio ir kt.

Vyraujanti dalis saulėje yra vandenilis. Tai sudaro 70% Saulės masės. Kitas yra helis - 29% masės. Likusieji elementai kartu vartojami šiek tiek daugiau nei 1%.

Saulės sukimas.

Atskirų dalių stebėjimai saulėtame diske, taip pat matuojant spektrinių linijų poslinkius įvairiuose taškuose, kuriuos jie sako apie saulės medžiagos judėjimą aplink vieną iš saulės skersmenų, vadinamų sukimosi ašisSaulė.

Lėktuvas, einantis per saulės centrą ir statmenai sukimosi ašiai vadinama saulės lygiatine plokštuma. Jis sudaro 7 0 15 kampą su ekliptine plokštuma ir kerta saulės paviršių palei pusiaują. Kampas tarp pusiaujo plokštumos ir spindulio išleido nuo saulės centro šiuo metu ant jo paviršiaus yra vadinamas heliografinis plotis.

Saulės sukimosi kampinis greitis mažėja, kai jis pašalina iš pusiaujo ir artėja prie polių.

Vidutiniškai  \u003d 14º, 4 - 2º, 7 sin 2 b, kur B yra šventa platuma. Kampinis greitis matuojamas sukimosi kampu per dieną.

Pusiaujo regiono cideralinis laikotarpis yra 25 dienos, netoli polių, jis pasiekia 30 dienų. Dėl žemės sukimosi aplink saulę, jo sukimas atrodo labiau sulėtėjo ir lygus 27 ir 32 dienų, atitinkamai (sinodinis laikotarpis).

Saulės disko sugadinimas į kraštą

Photosphere yra pagrindinė saulės atmosferos dalis, kurioje susidaro matoma spinduliuotė, kuri turi nuolatinį simbolį. Taigi, jis skleidžia beveik visą saulės energiją. Photosphere yra plonas dujų sluoksnis su kelių šimtų kilometrų ilgio, gana neskaidri. Photosphere matoma, kai saulė yra tiesiogiai stebima baltos šviesos, atrodo, "paviršiaus" forma.

Stebėdami saulės diską, jo tamsinimas į kraštą pastebimas. Kai pašalinate iš centro, ryškumas labai greitai sumažėja. Šis efektas paaiškinamas tuo, kad fotophere yra temperatūros kilimas.

Skirtingi saulės disko taškai pasižymi kampu , kuris yra regėjimo spindulys su normaliu iki saulės paviršiaus. Disko centre šis kampas yra 0, o regėjimo spindulys sutampa su Saulės spinduliu. Ant krašto  \u003d 90 ir peržiūros spindulių spinduliai palei su saulės sluoksniais. Dauguma tam tikros dujų sluoksnio spinduliuotės ateina iš lygiu optiniuose gyliuose. Kai vaizdas į vaizdą kerta fotografijos sluoksnius dideliu kampu, optinis gylis pasiekiamas daugiau išorinių sluoksnių, kur temperatūra yra mažesnė. Kaip rezultatas, spinduliuotės intensyvumas nuo saulės disko kraštų yra mažesnis už jo viduryje spinduliuotės intensyvumą.

Saulės disko ryškumo mažinimas į kraštą į pirmąjį suderinimą gali būti atstovaujama pagal formulę:

I () \u003d i 0 (1 - u + cos),

kur aš () yra ryškumas taškui, kuriame regėjimo plėštas yra kampas  ° C normalumas, I 0 yra disko centro spinduliuotės ryškumas, priklausomai nuo proporcingumo koeficiento, priklausomai nuo proporcingumo koeficiento, priklausomai nuo proporcingumo koeficiento, priklausomai nuo proporcingumo koeficiento, priklausomai nuo proporcingumo koeficiento bangos ilgis.

"PhotosPherle" vaizdo ir fotografijos stebėjimai leidžia aptikti savo puikią struktūrą, kuri panaši į glaudžiai išdėstyti "Cumulus debesys". Ryškios apvalios formacijos vadinamos granulėmis ir visa struktūra - granuliacija. Granulių kampinis matmenys sudaro ne daugiau kaip 1 "ARC, kuris atitinka 700 km. Kiekviena atskira granulė egzistuoja 5-10 minučių, po to ji dezintegruoja ir naujos granulės yra suformuotos jos vietoje. Granulės yra apsuptos tamsios spragos. Granulėse medžiaga pakyla ir jie nukrenta aplink juos. Šių judesių greitis yra 1-2 km / s.

Granuliacija - konvekcinės zonos pasireiškimas, esantis po "Photosphere". Koncekcinėje zonoje medžiaga maišoma kaip atskirų dujų masių kilimo ir nuleidimo.

Konvekcijos atsiradimo išorinių sluoksnių saulės atsiradimo priežastis yra dvi svarbios aplinkybės. Viena vertus, temperatūra tiesiogiai po "Photosphere" yra labai sparčiai auganti giliai į ir spinduliuojant negalima spinduliuotės nuo gilesnių karštų sluoksnių. Todėl energija perkeliama patys judančiais inhomogeniškumais. Kita vertus, šie nehomogenity yra išgyvenami, jei dujos nėra visiškai jose, bet tik iš dalies jonizuota.

Persikeliant į apatinius "Photoshere" sluoksnius, dujos yra neutralizuotos ir negali suformuoti stabilių nehomogeniškumo. Todėl viršutinėse konvekcinės zonos dalyse konvekciniai judėjimai yra stabdomi ir konvekcija visiškai sustabdyta. Fotophere virpesi ir sutrikimai sukelia akustines bangas. Išoriniai konvekcinės zonos sluoksniai sudaro rezonatoriaus, kuriame 5 minutės svyravimai yra susijaudinami nuolatinių bangų pavidalu.

Išoriniai saulės atmosferos sluoksniai: chromosfera ir karūna

"Photosphere" medžiagos tankis sparčiai mažėja su aukščiu, o išoriniai sluoksniai yra labai nedideli. Išoriniuose "Photoshere" sluoksniuose temperatūra pasiekia 4500 k, o tada pradeda augti dar kartą. Yra lėtas temperatūros kilimas iki kelių dešimčių tūkstančių laipsnių, kartu su vandenilio ir helio jonizacija. Ši atmosferos dalis vadinama chromosfera. Viršutiniuose chromosferos sluoksniuose medžiagos tankis siekia 10-15 g / cm 3.

1 cm3 šių ruonių, chromosfera yra apie 10 9 atomų, tačiau temperatūra padidėja iki milijono laipsnių. Čia prasideda labiausiai išorinė saulės atmosferos dalis, vadinama saulės vainiku. Dėl labiausiai išorinių saulės atmosferos sluoksnių šildymo priežastis yra akustinių bangų energija, atsirandanti Photosphere. Papildant, sluoksniuose su mažesniu tankiu, šios bangos padidina savo amplitudę iki kelių kilometrų ir virsta šoko bangomis. Dėl šoko bangų atsiradimo, yra bangų išsklaidymas, o tai padidina dalelių judėjimo chaotiškus greičius ir padidina temperatūrą.

Integruotas chromosfero ryškumas yra šimtai kartų mažesnis už "Photosphere" ryškumą. Todėl norėdami stebėti chromosfera, būtina naudoti specialius metodus, kad būtų galima atskirti savo silpną spinduliuotę nuo galingo fotosesinės spinduliuotės srauto. Patogiausi metodai yra stebėjimai "Eclipses" akimirkų. Chromosferos ilgis yra 12 - 15 000 km.

Studijuojant chromosfero nuotraukas, matomas heterogeniškumas, mažiausias yra vadinamas spikula.. Spikulas turi pailgos formos, pailgos radialinėje kryptimi. Jų ilgis yra kelis tūkstančius km., Storis yra apie 1000 km. Su kelių dešimčių km / s specifikacijų greičiu kyla nuo chromosos iki karūnos ir jį ištirpsta. Per garsiakalbius, chromosferos metabolizmas su viršutiniu karūna įvyksta. Spiculas sudaro didesnę konstrukciją, vadinamą chromosferos tinkleliu, kurį sukelia bangos judesiai, kuriuos sukelia žymiai dideli ir gilesni submoklinio konfererio konvekcinės zonos elementai nei granulės.

Karūnajis turi labai mažą ryškumą, todėl jį galima stebėti tik per visą saulės užtemimo etapą. Už užtemimo ribų, jis pastebimas su koronografais. Karūna neturi aštrių kontūrų ir turi netinkamą formą, kuri laikui bėgant keičiasi. Labiausiai ryški karūnos dalis, pašalinta iš galūnės, ne daugiau kaip 0,2 - 0,3 spindulio saulės spinduliu vadinamas vidiniu karūna, o likusi dalis, labai išplėsta - išorinė karūna. Svarbus karūnos bruožas yra jo spinduliavimo struktūra. Spinduliai yra skirtingo ilgio, iki dešimties ir daugiau saulės spindulio. Vidinė karūna yra daug struktūrinių formų, panašių į lankes, šalmus, atskirus debesis.

Radiacija Karūna yra išsklaidyta "Photosphere" šviesa. Ši šviesa yra labai poliarizuota. Tokia poliarizacija gali sukelti tik nemokamus elektronus. 1 cm 3 karūnos medžiagos yra apie 10 8 nemokamų elektronų. Tokio nemokamo elektronų išvaizda turi būti sukelta jonizacija. Taigi 1 cm3 karūnoje yra apie 10 8 jonų. Bendra medžiagos koncentracija turi būti 2 . 10 8. Saulės karūna yra retefied plazma su maždaug milijono Kelvinov. Aukštos temperatūros rezultatas yra didelis karūnos ilgis. Karūnos ilgis yra šimtai kartų didesnis nei "Photosphere" storis ir yra šimtai tūkstančių kilometrų.

Saulės radijo ir rentgeno spinduliuotė

SUreneus Crown yra visiškai skaidrus matomoje spinduliuotės, tačiau prastai praleidžia radijo bangas, kurios patiria stiprią absorbciją ir refrakciją. Dėl metro bangų, karūnos ryškumas pasiekia milijoną laipsnių. Dėl trumpų bangų jis mažėja. Taip yra dėl padidėjimo gylio, kur spinduliuotė gaunama, dėl to, kad sumažėja plazmos sugeriančios savybės.

Saulės karūnos radijo spinduliavimas atsekamas kelių dešimčių spindulių atstumu. Tai įmanoma dėl to, kad saulė kasmet eina galingu radijo emisijos šaltiniu - krabų čiulpia ir saulės karūnos užgožia jį. Atsiranda Nebulos spinduliuotės sklaida vainiko heterogenteruose. Saulės radijo spindulių perteklių sukelia plazmos svyravimai, susiję su ištrauka per jį su kosminių spindulių per chromosferos mirksi.

Rentgeno spinduliuotėstudijavo su specialiais teleskopais, įdiegtais erdvėlaiviu. Saulės rentgeno vaizdas turi netaisyklingą formą su daugybe ryškių dėmių ir "išjudintos" struktūros. Netoli optinės galūnės, pastebimas ryškumo padidėjimas nehomogeninio žiedo pavidalu. Ypač ryškios dėmės stebimos virš saulės aktyvumo centrų, tose srityse, kuriose yra galingi radijo emisijos šaltiniai su dešimtims ir matuoklio bangomis. Tai reiškia, kad rentgeno spinduliuotė atsiranda daugiausia su saulės vainiku. Saulės rentgeno stebėjimai leidžia atlikti išsamias saulės karūnos struktūros studijas tiesiai į "Sun Drive" projekciją. Šalia ryškių karūnų švytėjimo vietų virš dėmių, randami dideli tamsūs plotai, nesusiję su bet kokiomis pastebimomis matomomis spinduliais. Jie vadinami koronalinės skylėsir yra siejami su saulės atmosferos sekcijomis, kuriose magnetiniai laukai nesudaro kilpų. Koroninės skylės yra saulės vėjo stiprinimo šaltinis. Jie gali egzistuoti dėl kelių saulės revoliucijų ir sukelti 27 dienų periodiškumą, jautrią kūno spinduliuotę žemėje.

Bandymų klausimai:

Kokie yra cheminiai elementai saulės atmosferoje?

Kaip sužinoti apie saulės cheminę sudėtį?

Koks saulės periodas sukasi aplink savo ašį?

Ar saulės pusiaujo ir poliarinių regionų sukimosi laikotarpis sutampa?

Kas yra "Photoshere"?

Kokiame pastate yra saulės fotoshere?

Kas sukėlė saulės disko tamsinimą į kraštą?

Kas yra granuliacija?

Kas yra saulės karūna?

Koks yra cheminės medžiagos tankis karūnoje?

Kas yra saulės chromosfera?

Kas yra kalbėtojas?

Kokia yra karūnos temperatūra?

Kas paaiškina didelę karūnos temperatūrą?

Kokios yra saulės radijo emisijos savybės?

Kokios saulės sritys yra atsakingos už rentgeno spinduliuotės išvaizdą?

Literatūra:

Kononovich E.V., Moroz V.I. Bendrojo astronomijos eiga. M., Redakciniai URS, 2004 m.

Galuzo I.V., Golubev V.A., Shimbalev A.A. Pamokų planavimas ir metodai. Astronomija 11 laipsnio. Minskas. Aversev. 2003 m.

Wigh f.l. Saulės šeima. M. Mir. 1984 m.

SHKLOVSKY I. S. Starzda: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis. M. Mokslas. 1984 m.

Kai matome saulėtą vasaros kraštovaizdį, mums atrodo, kad visa nuotrauka, kaip pripildyta šviesa. Tačiau, jei pažvelgsite į saulę naudodamiesi specialiais prietaisais, mes pastebėsime, kad visas paviršius primena milžinišką jūrą, kur gaisrinės bangos bus juoktis ir dėmės. Kokie yra pagrindiniai saulės atmosferos komponentai? Kokie procesai atsiranda mūsų žvaigždėse ir kokios medžiagos patenka į jo sudėtį?

Bendri duomenys

Saulė yra dangiškoji kūnas, kuris yra žvaigždė ir vienintelis saulės sistemoje. Planetos, asteroidai, palydovai ir kiti erdvės objektai sukasi aplink jį. Saulės cheminė sudėtis yra apie tą patį bet kuriame taške. Tačiau jis žymiai pasikeičia, kai žvaigždė artėja prie centro, kur yra jos šerdis. Mokslininkai nustatė, kad saulės atmosfera yra padalinta į kelis sluoksnius.

Kokie cheminiai elementai yra įtraukti į saulę

Ne visada, žmonija pateikė šiuos duomenis apie saulę, kuri šiandien turi mokslą. Kai religinės pasaulėžiūros rėmėjai teigė, kad pasaulis neįmanoma žinoti. Ir kaip jo idėjų patvirtinimas, jie paskatino tai, kad asmuo nesuteikia žinoti, kas yra saulės cheminė sudėtis. Tačiau pažanga mokslo įtikinamai įrodė tokių nuomonių klaidą. Ypač pažengę mokslininkai žvaigždė po spektroskopo išradimo. Saulės ir žvaigždžių cheminė sudėtis mokslininkai tiriami naudojant spektrinę analizę. Taigi, jie sužinojo, kad mūsų žvaigždės sudėtis yra labai įvairi. 1942 m. Mokslininkai atrado, kad saulėje yra net auksas, nors tai nėra tiek daug.

Kitos medžiagos

Daugiausia saulės cheminė sudėtis apima elementus, tokius kaip vandenilis ir heliumas. Jų paplitimas apibūdina mūsų žvaigždės dujinį pobūdį. Kitų elementų, pavyzdžiui, magnio, deguonies, azoto, geležies, kalcio kiekis yra šiek tiek.

Naudojant spektrinę analizę, mokslininkai sužinojo, kokios medžiagos nėra tiksliai ant šios žvaigždės paviršiaus. Pavyzdžiui, chloro, gyvsidabrio ir boro. Tačiau mokslininkai teigia, kad šios medžiagos, be pagrindinių cheminių elementų, kurie yra saulės dalis, gali būti jos pagrindinėje dalyje. Beveik 42%, mūsų žvaigždė susideda iš vandenilio. Maždaug 23% sudarė visus saulėje esančius metalus.

Kaip ir dauguma kitų dangaus kūnų parametrų, mūsų žvaigždės savybės apskaičiuojamos tik teoriškai su skaičiavimo technologija. Kaip pradiniai duomenys, tokie rodikliai yra kaip žvaigždės spindulys, masė ir jo temperatūra. Šiuo metu mokslininkai nustatė, kad saulės cheminę sudėtį atstovauja 69 elementai. Spektrinė analizė atlieka didelį vaidmenį šiais tyrimais. Pavyzdžiui, jam buvo sukurta mūsų žvaigždės atmosferos sudėtis. Taip pat buvo rastas įdomus modelis: cheminių elementų rinkinys saulės sudėtyje yra stebėtinai panašus į akmens meteoritų sudėtį. Šis faktas yra svarbus įrodymas, kad šie dangaus kūnai turi bendrą kilmę.

Gaisro karūna

Tai yra stipriai realizuoto plazmos sluoksnis. Jos temperatūra pasiekia 2 mln. Kelvinovo ir medžiagos tankis viršija žemės atmosferos šimtus milijonų kartų tankį. Čia atomai negali būti neutralioje būsenoje, jie nuolat susiduria ir jonizuoja. Karūna yra galingas ultravioletinės spinduliuotės šaltinis. Visa mūsų planetinė sistema yra veikiama saulės vėjo. Jo pradinis greitis yra lygus beveik 1 tūkst. Km / s, bet kai jis pašalina iš žvaigždės, jis palaipsniui mažėja. Saulės vėjo greitis žemės paviršiuje yra maždaug 400 km / s.

Bendrosios idėjos apie karūną

Saulėtas karūna kartais vadinama atmosferą. Tačiau tik tai yra tik pats. Lengviausias iš viso karūnos stebimas per visą užtemimą. Nepaisant to, tai bus labai sunku eskizas, nes "Eclipse" trunka tik kelias minutes. Kai nuotrauka buvo išrasta, astronomai galėjo gauti objektyvų vaizdą į saulės karūną.

Jau po pirmųjų nuotraukų mokslininkai sugebėjo aptikti sritis, kurios yra susijusios su didesne žvaigždė. Saulės karūna turi spinduliavimo struktūrą. Tai ne tik karščiausia jo atmosferos dalis, bet ir mūsų planetos atžvilgiu yra arčiausiai. Tiesą sakant, mes nuolat mes esame, nes saulėtas vėjas įsiskverbia į tolimiausių saulės sistemos kampus. Tačiau nuo jo spinduliuotės poveikio mes saugome Žemės atmosferą.

Šerdis, chromosfera ir photosphere

Vidurinė mūsų žvaigždės dalis vadinama šerdimi. Jo spindulys yra maždaug ketvirtadalis viso saulės spindulio. Medžiaga branduolyje yra labai suspausta. Arčiau žvaigždės paviršiaus yra vadinamoji konvekcinė zona, kurioje yra medžiagos judėjimas, sukuriantis magnetinį lauką. Galiausiai, matomas saulės paviršius vadinamas Photosphere. Tai yra daugiau kaip 300 km storio sluoksnis. Tai iš "Photosphere į žemę yra saulės spinduliuotė. Jos temperatūra pasiekia apie 4800 kelvinų. Vandenilis čia išsaugomas beveik neutralioje būsenoje. Chromosfera yra virš fotografijos. Jo storis yra apie 3 tūkst. Km. Nors chromosfera ir saulės karūna yra virš PhaSphere, mokslininkai nesuteikia aiškių ribų tarp šių sluoksnių.

PROTOUTOYRANS. \\ T

Chromosfera turi labai mažą tankį ir spinduliuotę yra prastesnė už saulės karūną. Tačiau čia galite stebėti įdomų reiškinį: milžiniškos liepsnos, kurios aukštis yra keli tūkstančiai kilometrų. Jie vadinami saulės apsaugai. Kartais išsikišimai kyla iki milijono kilometrų virš žvaigždės paviršiaus.

Tyrimai.

Protuerės yra būdingos to paties tankio rodiklių kaip chromosfera. Tačiau jie yra tiesiai virš jo ir supa jį retais sluoksniais. Pirmą kartą į astronomijos istoriją, išsikišimus stebėjo iš Prancūzijos Pierre Zhanseno ir jo anglų kolegos Joseph Lokimer 1868 jų spektrą apima keletą ryškių linijų. Saulės ir išsikišimų cheminė sudėtis yra labai panaši. Jį daugiausia atstovauja vandenilis, helis ir kalcis, o kitų elementų buvimas yra nereikšmingas.

Kai kurie proteberanai, egzistavę tam tikru laikotarpiu be matomų pokyčių, staiga sprogsta. Jų medžiaga su milžinišku greičiu pasiekia kelis kilometrus per sekundę yra išmestas į netoliese esančią išorinę erdvę. Chromosfera išvaizda dažnai keičiasi, o tai rodo įvairius procesus, atsiradusius ant saulės paviršiaus, įskaitant dujų judėjimą.

Žvaigždžių vietovėse, kuriose yra didesnė veikla, gali būti laikomasi ne tik išsikišimų, bet ir dėmių, taip pat magnetinių laukų stiprinimas. Kartais su specialios įrangos pagalba saulėje, tam tikrų tankių dujų protrūkiai yra, kurių temperatūra gali pasiekti didžiulius kintamuosius.

Chromosferos mirksi

Kartais mūsų žvaigždės emisija padidina šimtus tūkstančių kartų. Toks fenomenas vadinamas chromosferos blykstės. Kartu su saulės paviršiuje yra dėmių susidarymas. Pirma, mirksi buvo laikomi chromosferos ryškumo padidėjimu, tačiau vėliau paaiškėjo, kad jie yra visiškai įvairių fenomenų kompleksas: staigus radijo spindulių (rentgeno ir gama spinduliuotės) padidėjimas, masės išmetimas karūną, protonų flares.

Mes darome išvadas

Taigi, mes sužinojome, kad cheminę saulės sudėtį daugiausia atstovauja dviem medžiagomis: vandenilis ir helis. Žinoma, yra ir kitų elementų, tačiau jų procentas yra mažas. Be to, mokslininkai neatveržė jokių naujų cheminių medžiagų, kurios būtų žvaigždė, ir žemėje nebūtų nebuvimo. Saulės fotokhere, matomos spinduliuotės formavimas. Tai savo ruožtu, turi didžiulę svarbą išlaikyti gyvenimą mūsų planetoje.

Saulė yra karšta kūnas, kuris nuolat skleidžia jo paviršių yra apsuptas dujų debesis. Jų temperatūra nėra tokia didelė kaip dujos žvaigždės viduje, tačiau tai yra įspūdinga. Spektrinė analizė leidžia išsiaiškinti, kas cheminė saulės ir žvaigždžių sudėtis. Ir kadangi daugelio žvaigždžių spektrai yra labai panašūs į Saulės spektrą, tai reiškia, kad jų sudėtis yra tokia pati.

Šiandien procesai, atsirandantys pagrindiniame mūsų planetinės sistemos spindinčiuose, įskaitant cheminės sudėties tyrimą, yra tiriamas astronomai specialiose saulės stebėjimuose.

Saulės struktūra.

1 - branduolys, 2 - spinduliavimo pusiausvyros zona, 3 - konvekcinė zona, 4 - Photosphere, 5 - chromosfera, 6 - karūna, 7 - dėmės, 8 - Granuliacija, 9 - Protuberenets

Vidinė saulės struktūra. Branduolys.

Saulės centrinė dalis su maždaug 150 000 km spinduliu (0,2 - 0,25 iš saulės spindulio), kurioje atsiranda termobranduolinės reakcijos, vadinama saulės šerdimi.

Medžiagos tankis yra maždaug 150 000 kg / m³ (150 kartų didesnis už vandens tankį ir per 6,6 karto didesnis už sunkiųjų metalų tankį žemėje - iridijoje) ir branduolio centro temperatūroje yra daugiau nei 14 mln. K.

Nes. Didžiausios temperatūros ir tankiai turėtų būti centrinėse saulės dalyse, branduolinės reakcijos ir jų lydimasis energijos išleidimas yra intensyvesnis netoli Saulės centro. Kernelyje, kartu su protonų protonų reakcija, anglies ciklas atlieka svarbų vaidmenį.

Kaip tik iš protonų reakcijos rezultatas, 4,26 milijonų tonų medžiagos virsta energiją, tačiau ši vertė yra nereikšminga, palyginti su Saulės masės - 2 · 1027 tonų. Vidinė saulės struktūra.

Zonos spinduliavimo pusiausvyra

Kadangi temperatūra pašalinama iš saulės centro ir tankis tampa mažesnis, energijos emisija dėl anglies ciklo greitai sustoja, ir iki 0,2-0,3 spindulio atstumu, temperatūra tampa mažesnė nei 5 mln k, ir tankis žymiai sumažėja. Kaip rezultatas, branduolinės reakcijos čia praktiškai nėra. Šie sluoksniai perduoda tik išorinę spinduliuotę, kuri įvyko didesnį gylį.

Tai yra reikšminga, kad vietoj kiekvieno absorbuojamas kvantinis didelio energijos dalelių, kaip taisyklė, keletas KSPERTS mažesnių energijos yra išmesta dėl nuoseklių kaskadų perėjimų. Todėl vietoj γ-Quanta, rentgeno, vietoj rentgeno spindulių - UV, kuris, savo ruožtu, jau išoriniuose sluoksniuose yra "sutraiškyti" apie "Quanta" matomą ir šiluminę spinduliuotę, kurią galiausiai išleidžiama saulė.

Saulės dalis, kurioje energijos išleidimas į branduolinių reakcijų sąskaita yra nesvarbi ir energijos perdavimo procesas vyksta tik absorbuojant spinduliuotę ir vėlesnį pakartotinį energiją, vadinama spinduliavimo pusiausvyros zona. Jis užima apie 0,3-0,7 saulės spindulio plotą.

Konvekcinė zona

Virš spinduliavimo pusiausvyros lygis energijos perdavimo, pati medžiaga pradeda dalyvauti.

Tiesiogiai po stebimiems išorinių saulės sluoksnių, apie 0,3 jo spindulio, suformuota konvekcinė zona, kurioje energija perduodama konvekcijai.

Konfekcinėje zonoje yra plazmos sūkuriavimas. Pagal šiuolaikinius duomenis, konvekcinės zonos vaidmuo saulės fizikoje yra labai didelis, nes būtent tai yra įvairūs saulės judėjimai ir magnetiniai laukai.

Saulės atmosferos pastatas. Photosphere.

Labiausiai išoriniai saulės sluoksniai (saulės atmosfera) yra padalyta į Photosphere, chromosfera ir karūną.

Photosphere vadinama saulės atmosferos dalimi, kurioje susidaro matoma spinduliuotė, turinti nuolatinį spektrą. Taigi, fotophere, beveik visos saulės energijos ateina į mus. Photosphere matoma, kai saulė yra tiesiogiai stebima baltos šviesos, atrodo, "paviršiaus" forma.

Photosphere storis, t.e. Sluoksnių ilgis yra iš kur daugiau kaip 90% spinduliuotės matomame diapazone, mažiau nei 200 km, i.e. apie 3 · 10-4 R.. Kaip skaičiavimai rodo, kai stebimas liestiniams tokiems sluoksniams, jų matomas storis kelis kartus mažėja, dėl kurio, šalia saulės disko krašto (galūnių), greičiausias kritimas atsiranda mažiau nei 10-4 R.. Dėl šios priežasties saulės kraštas atrodo ryškus. Dalelių koncentracija Photosphere yra 1016-1017 1 cm3 (esant normaliomis sąlygomis 1 cm3 žemės atmosferos, 2,7 × 1019 molekulių yra. "Photosphere" slėgis yra apie 0,1 atm., O Photosphere temperatūra yra 5000 - 7000 K.

Tokiomis sąlygomis atomai su jonizacijos potencialais keliuose voltuose (NA, K, CA) yra jonizuotos. Likę elementai, įskaitant vandenilį, daugiausia lieka neutralioje būsenoje.

Photosphere yra vienintelė neutralaus vandenilio plotas saulėje. Tačiau dėl nedidelio vandenilio jonizacijos ir praktiškai visiško metalų jonizacijos, vis dar yra nemokami elektronai. Šie elektronai atlieka labai svarbų vaidmenį: jungiantis su neutraliais vandenilio atomais, jie sudaro neigiamus vandenilio jonus N -

Neigiami vandenilio jonai yra suformuoti nereikšminga suma: iš 100 milijonų vandenilio atomų vidutiniškai tik vienas tampa neigiamu jonu.

Jonai N- turi labai stipriai įsisavinti spinduliuotę, ypač ir matomose spektro srityse. Todėl, nepaisant nereikšmingos koncentracijos, neigiamos vandenilio jonai yra pagrindinė priežastis, nustatanti spinduliuotės photoshere medžiagos absorbciją matomame spektro regione. Antrojo elektroninio ryšio su atomu prijungimas yra labai silpnas, todėl net ir IR diapazono fotonai gali sunaikinti neigiamą vandenilio joną.

Radiacija atsiranda, kai elektronai yra užfiksuoti neutraliais atomais. Suformuota

fotonai ir nustato saulės ir žvaigždžių fotošalės liuminescenciją, esančią temperatūroje. Taigi, gelsvos

saulės šviesa, kuri vadinama "balta", atsiranda, kai vandenilis yra prijungtas prie kito elektronų atomo.

Afinitetas neutralaus ATOM H yra 0,75 ev. Kai prijungtas prie elektrono atomo e.) su didesne nei 0,75 EV energija, jos perteklius atliekamas elektromagnetine spinduliuote e.+ H → h- + ħ Ω, didelė dalis, kuri patenka į matomą diapazoną.

Photospherle stebėjimai leidžia jums aptikti savo baudos struktūrą, primenantis glaudžiai išdėstyti Cumulus debesų. Šviesos apvalios formacijos vadinamos granulėmis, o visa struktūra yra granuliacija. Granulių kampinis matmenys vidutiniškai sudaro ne daugiau kaip 1 "ARC, kuris atitinka 725 km saulėje. Kiekvienas atskiras granulės egzistuoja vidutiniškai 5-10 minučių, po kurio jis dezintegruoja, ir jo vietoje atsiranda.

Granules yra apsuptas tamsių intervalų, kurie sudaro ląsteles ar ląsteles. Spektrinės linijos granulių ir tarp jų yra perkeltas tarp jų, atitinkamai mėlynos ir raudonojo veido. Tai reiškia, kad granulėse medžiaga pakyla, ir jie nukrenta aplink juos. Šių judesių greitis yra 1-2 km / s.

Granuliacija - pastebėta Photosphere pasireiškimo konvekcinės zonos, esančios po Phapshere. Koncekcinėje zonoje yra aktyvus cheminės medžiagos maišymas dėl individualios dujų masės kėlimo ir sumažinimo (konvekcijos elementų). Atrodo, kad tai yra maždaug lygus jo dydžiui, jie, atrodo, ištirpsta aplinkoje, kuriant naujus nehomogenes. Lauko, šaltesnių sluoksnių,

Šių inhomogentyvių matmenys yra mažiau

Chromosfera

"Photosphere" išoriniuose sluoksniuose, kur tankis sumažėja iki 3 × 10-8 g / cm3 vertės, temperatūra pasiekia žemiau 4200 K. Ši temperatūros vertė yra minimali už visą saulės atmosferą. Aukštesniuose sluoksniuose, temperatūra vėl pradeda didėti. Pirma, lėtai didėjanti temperatūra vyksta iki kelių dešimčių tūkstančių Kelvinovo, lydi vandenilio jonizacija, o po to helio. Ši saulės atmosferos dalis vadinama chromosfera.

Tokio stipriausių saulės atmosferos sluoksnių šildymas yra akustinių (garso) bangų energija, atsirandanti "Photosphere" dėl konvekcinių elementų judėjimo.

Daugiausiuose viršutiniuose konvekcinės zonos sluoksniuose, tiesiogiai po "Photosphere", konvekciniai judesiai yra žymiai stabdantys ir konvekciniai staiga sustoja. Taigi, "Photosphere" nuo žemiau yra nuolat kaip "bombarduoti" konvekciniai elementai. Iš šių smūgių yra sukčiavimų, pastebėtų granulių forma, ir ji pati ateina į virpesių judėjimą su laikotarpiu, atitinkančiu savo virpesių dažnį (apie 5 minutes). Šie svyravimai ir sutrikimai, atsirandantys "Photosphere" generuoja bangas jame, prigimtyje arti garso bangų ore. Papildant, i.e. Sluoksniuose su mažiau tankiu, šie bangos padidina savo amplitudę iki kelių kilometrų ir virsta

Šoko bangos.

Chromosferos ilgis yra kelis tūkstančius km. Chromosfera turi išmetamųjų teršalų spektrą, sudarytą iš ryškių linijų. Šis spektras yra labai panašus į saulės spektrą, kuriame visos absorbcijos linijos pakeičiamos radiacinės linija, o nuolatinis spektras beveik nėra. Tačiau chromosferos spektre, jonizuotų elementų linija yra stipresnė nei "Photosphere" spektre. Visų pirma, chromosfera spektro, helio linijos yra labai stiprūs, o "Phnacomfer Spectrum" jie praktiškai nėra matomi. Šios spektro savybės patvirtina temperatūros padidėjimą chromosferoje.

Studijuojant chromosferos vaizdus pirmiausia, jos nehomogeninė konstrukcija patiria, labai ryškiai ryškus nei granuliavimas į Photosphere.

Mažiausios chromosferos struktūrinės formacijos yra vadinamos splomis. Jie turi pailgą formą ir ištiesė daugiausia radialinėje kryptimi. Jų ilgis yra keli tūkstančiai km, o storis yra apie 1000 km. Su kelių dešimčių km / s specifikacijų greičiu kyla nuo chromosos iki karūnos ir jį ištirpsta.

Per garsiakalbius, chromosferos metabolizmas su viršutiniu karūna įvyksta.

Tuo pačiu metu yra šimtai tūkstančių garsiakalbių.

"Spikulas" savo ruožtu sudaro didesnę struktūrą, vadinamą "Chromosfer" tinkleliu, kurį sukėlė gerokai dideli ir gilesni elementai

podfotosferos konvekcinė zona nei granulės.

Chromosferos tinklelis yra geriausiai matomas vaizduose stipriose linijose tolimoje UV spektro srityje,

pavyzdžiui, rezonansinės linijos 304 Å jonizuotas helis.

Chromosferos tinklelis susideda iš atskirų ląstelių 30-60 tūkst.

Karūna

Viršutiniuose chromosferos sluoksniuose, kur dujų tankis yra tik 10-15 g / cm3, atsiranda dar vienas ypatingai aštrus temperatūros padidėjimas, apie milijoną Kelvino. Čia labiausiai išorinis ir išskirtinė saulės atmosferos dalis, vadinama saulės vainiku.

Saulės karūnos ryškumas yra milijonas kartų mažesnis už fotoseskapį ir neviršija mėnulio ryškumo pilname mėnulyje. Todėl galima stebėti saulės karūną per visą saulės užtemimo etapą ir už jos ribų - su specialių teleskopų (koronografų) pagalba, kurioje yra patenkintas dirbtinis saulės užtemimas.

Karūna neturi aštrių kontūrų ir turi netinkamą formą, kuri laikui bėgant keičiasi. Tai gali būti vertinama lyginant savo vaizdus, \u200b\u200bgautus per įvairius užtemimus. Labiausiai ryški karūnos dalis, nutolusi nuo galūnės, ne daugiau kaip 0,2-0,3 nuo saulės spindulio, yra įprasta, kad būtų vadinama vidine karūna, o likusi dalis, labai išplėstinė dalis yra išorinė karūna. Svarbus karūnos bruožas yra jo spinduliavimo struktūra. Spinduliai yra skirtingo ilgio iki dešimties ir daugiau saulės spindulio. Tuo pagrindu spinduliai paprastai sutirštinami, kai kurie iš jų sulenkia į kaimyninius.

Karūnos spektras turi daug svarbių funkcijų. Tai yra silpnas nuolatinis fonas su energijos paskirstymu kartojant energijos paskirstymą nuolatiniame Saulės spektro. Atsižvelgiant į tai

nuolatinis spektras vidinėje karūnoje yra pastebėtos ryškios išmetamųjų teršalų linijos, kurių intensyvumas sumažinamas pašalinant iš Saulės. Dauguma šių linijų negauna laboratorinių spektrų. Išorinėje karūnoje yra "Saulės spektro" phausgofer linijos, skiriasi nuo "Photosheric" palyginti didesnio likučio intensyvumo.

Karūnos spinduliuotė yra poliarizuota ir maždaug 0,5 atstumu R. saulės poliarizacijos kraštas padidėja iki maždaug 50%, o ilgais atstumais - vėl sumažėja .__

Karūnos spinduliuotė yra išsklaidyta "Photosphere" šviesa, o šios spinduliuotės poliarizacija leidžia dalelių, kuriomis atsiranda sklaida, pobūdį yra nemokami elektronai.

Šių laisvųjų elektronų išvaizdą gali sukelti tik medžiagos jonizacija. Tačiau apskritai jonizuotos dujos (plazmoje) turi būti neutralus. Todėl jonų koncentracija karūnoje taip pat turėtų atitikti elektronų koncentraciją.

Saulės karūnos emisijos linijos priklauso įprastems cheminėms medžiagoms, tačiau labai dideliais jonizacijos etapais. Intensyviausia yra žalia koronalinė linija su bangos ilgiu 5303 Å - skleidžiant FE XIV jonų, t.y. Geležies atomas, neturintis 13 elektronų. Kita intensyvi - raudona koronalinė linija (6 374 Å) - priklauso nineter jonizuoto geležies fe x atomai , Ar X ir dr.

Taigi saulės karūna yra retefied plazma su maždaug milijono Kelvinov.

Zodiakinė šviesa ir anti-cose

Žvilgsnis panašus į "klaidingą karūną" galima pastebėti dideliais atstumais nuo saulės

zodiakinės šviesos forma.

Zodiakinė šviesa stebima tamsioje pakabinamuose naktuose pavasarį ir rudenį pietinėje platumose

po saulėlydžio arba netrukus prieš saulėtekį. Šiuo metu ekliptika pakyla aukštai virš horizonto, ir jis tampa šviesos juostele, einančia palei ją. Kaip jis artėja prie saulės, kuri yra po horizontu, švytėjimas yra sustiprintas, o grupė plečiasi, formuojant trikampį. Jis palaipsniui patenka ryškumą didėjančiu atstumu nuo saulės.

Danguose, priešinga saulei, Zodiakinio šviesos ryškumas šiek tiek padidėja, sudarant elipsinį rūko vietą su maždaug 10 ° skersmeniu, vadinamu anti-anti-cose. Anti-Eyed.

dėl saulės spindulių atspindėjimo nuo kosminių dulkių.

Saulėtas vėjas

Saulės karūna turi dinamišką tęstinumą toli už žemės orbitos iki maždaug 100 AE atstumu.

Nuo saulės vainiko, pastovus plazma baigiasi greičiu palaipsniui didėja, kai saulė pašalina. Ši saulės vainiko plėtra tarpplanetinėje erdvėje vadinama saulės vėju.

Dėl saulėto vėjo saulė praranda apie 1 mln. Tonų medžiagos kas sekundę. Saulėtas vėjas daugiausia susideda iš elektronų, protonų ir helio branduolių (alfa dalelių); Kitų elementų ir neutralių dalelių šerdys yra labai nedideli.

Dažnai supainioti saulės vėjas (dalelių srautas - protonai, elektronai ir tt) su saulės šviesos slėgio poveikiu (fotono srautas). Saulės spindulių slėgis šiuo metu yra kelis tūkstančius kartų saulės vėjo slėgis. Uodegos kometai, visada nukreipti į priešingos pusės saulės, taip pat suformuota dėl šviesos slėgio, o ne saulės vėjo sąskaita.

38. Aktyvios saulės atmosferos formacijos: dėmės, degikliai, flokulija, chromosferos mirksi, proteperanai. Saulės aktyvumo cikliškumas.

Aktyvus mokymas saulės atmosferoje

Kartais saulės atmosferoje atsiranda greitai keičiant aktyvias formacijas, smarkiai skiriasi nuo aplinkinių nepanaudotų vietovių, kurios savybės ir struktūra yra visiškai ar beveik visuose pokyčiuose. Photosphere, chromosfera ir saulės aktyvumo pasireiškimo karūną yra labai skirtingi. Tačiau visi jie yra susiję su bendra priežastimi. Tokia priežastis yra magnetinis laukas, visada

dalyvauja aktyviose vietovėse.

Kilmė ir priežastis, dėl pokyčių magnetinių laukų saulėje nėra visiškai rasti. Magnetiniai laukai gali būti sutelkti į bet kokį saulės sluoksnį (pavyzdžiui, konvekcinėje zonoje), o periodinis magnetinių laukų stiprinimas gali būti dėl papildomo saulės plazmos srovių.

Dažniausi saulės aktyvumo apraiškos yra dėmės, degikliai, flokuliai, proteperanai.

Saulės dėmės

Garsiausias saulės aktyvumo pasireiškimas yra saulės dėmės, atsirandančios kaip taisyklė, visos grupės.

Saulės vieta pasirodo kaip nedidelis poras, vos skiriasi nuo tamsių granulių tarp granulių. Vėliau dieną atėjo laikas išsivystyti į apvalią tamsią vietą su aštriu riba, kurio skersmuo palaipsniui didėja iki kelių dešimčių tūkstančių km dydžio. Šis reiškinys lydi sklandų magnetinio lauko įtampos padidėjimą, kuris didelių dėmių centre pasiekia kelis tūkstančius pasyvų. Magnetinio lauko dydį lemia Zeemansky spektrinių linijų skilimas.

Kartais mažame plote yra keletas mažų dėmių, lygiagrečiai lygiagrečiai - dėmės. Atskiros dėmės daugiausia atsiranda Vakarų ir rytinėje regiono teritorijose, kur išsivysto apačioje - pirmaujanti (Vakarų) ir uodegos (Rytų). Tiek pagrindinių dėmių magnetiniai laukai, tiek mažesni šalia jų visada turi priešingą poliškumą, todėl tokia vietų grupė vadinama bipoliniu

3-4 dienos po didelių dėmių išvaizdos aplink juos yra mažiau tamsus pusiau turintis būdingą radialinę struktūrą. Pusės durys supa centrinę dėmės dalį, vadinamą šešėliu.

Laikui bėgant, plotas užima dėmių grupė palaipsniui didėja, pasiekti didžiausią

vertina apie dešimtą dieną. Po to dėmės pradeda palaipsniui mažėti ir išnykti, pirmiausia mažiausias iš jų, tada uodega (po kvėpavimo į keletą dėmių), pagaliau pirmaujanti.

Apskritai šis visas procesas trunka apie du mėnesius, tačiau daugelis saulės dėmių grupės neturi laiko

užpildykite visus aprašytus etapus ir išnyks anksčiau.

Svarbiausia dėmių dalis atrodo juoda dėl didelio fotografijos ryškumo. Tiesą sakant, centre

dėmių ryškumas mažiau tik dydį, o pusės ryškumas yra apie 3/4 nuo fotografijos ryškumo. Remiantis Stephen - Boltzmann žingsniu, tai reiškia, kad temperatūra yra 2-2,5 tūkst. Iki "Photosphere".

Temperatūros sumažėjimas vietoje yra dėl magnetinio lauko įtakos konvekcijai. Stiprus magnetinis laukas slopina medžiagos judėjimą, kuris vyksta per elektros linijas. Todėl, konvekcinėje zonoje po dėmės, dujų kraujotaka silpnėja, kuri toleruoja esminę energijos dalį nuo gylio. Kaip rezultatas, dėmių temperatūra pasirodo būti mažesnis nei nepaliestus photoshere.

Didelė magnetinio lauko koncentracija pirmaujančių ir uodegos vietų atspalvyje rodo, kad pagrindinė aktyviojo regiono magnetinio srauto dalis yra gigantiškame maitinimo linijų vamzdyje, paliekant šiaurinio poliškumo taškų šešėlį ir grįžta į pietinės poliškumo dėmės.

Tačiau dėl didelio saulės plazmos laidumo ir savarankiško indukcijos fenomenų, kelių tūkstančių įtampos magnetinių laukų negali atsirasti ir neišnyksta per kelias dienas, atitinkančias dėmių grupės išvaizdą ir skilimą.

Taigi, galima daryti prielaidą, kad magnetiniai vamzdžiai yra kažkur konvekcinėje zonoje, o saulės dėmių grupių atsiradimas yra susijęs su tokių vamzdžių pop-up.

Degikliai

Nepriklausomose fotophere "srityse yra tik bendras saulės magnetinis laukas, kurio stiprumas yra apie 1 E. Aktyviose srityse, magnetinio lauko stiprumas padidina šimtus ir net tūkstančius kartų.

Nedidelis magnetinio lauko padidėjimas dešimčiai ir šimtai E yra lydi šviesesnio regiono fotografijos išvaizda, vadinama degikliu. Iš viso žibintuvai gali užimti didelę viso matomo saulės paviršiaus dalį. Jie skiriasi baudos struktūrą ir susideda iš daugelio dryžių, ryškių taškų ir mazgų - degiklių granulių.

Geriausi žibintuvai matomi saulėto disko krašte (čia jų kontrastas su Phapshere yra apie 10%), o jie beveik visi matomi centre. Tai reiškia, kad tam tikru lygiu "Photosphere" už karšto kaimyninio nepertraukiamo ploto 200-300 k ir apskritai, šiek tiek atlieka virš lygį

nepalankios photoshere.

Žibintuvo atsiradimas priklauso nuo svarbaus magnetinio lauko savybės - užkirsti kelią jonizuotos medžiagos judėjimui per elektros linijas. Jei magnetinis laukas turi pakankamai didelę energiją, tada jis "pripažįsta" medžiagos judėjimą tik išilgai elektros linijų.

Silpnas magnetinis laukas degiklio srityje negali sustabdyti palyginti galingų konvekcinių judesių. Tačiau jis gali suteikti jiems daugiau teisingų. Paprastai kiekvienas konvekcijos elementas, be bendro pakėlimo arba vertikalaus mažinimo, atlieka mažus atsitiktinius judesius horizontalioje plokštumoje. Šie judėjimai, dėl to atsiranda trinties tarp atskirų konvekcinių elementų, slopina magnetinio lauko į degiklio plotą, kuris palengvina konvekciją ir leidžia karštoms dujoms pakilti iki didelio aukščio ir perkelti didesnį energijos srautą. Taigi degiklio išvaizda yra susijusi su konvekcijos didinimu, kurį sukelia silpnas magnetinis laukas.

Žibintai yra santykinai tvarus išsilavinimas. Jie nebegali egzistuoti per kelias savaites ir net mėnesius.

Floquullula.

Chromosfera virš dėmių ir degiklių padidina jo ryškumą, o kontrastas tarp sutrikdytos ir nepertraukiamos chromosferos auga aukščiu. Šios šviesesnės chromosferos sritys yra vadinamos flokula. Flokulio ryškumo padidėjimas, palyginti su aplinkiniu nepertraukiamu chromosferatu, nesuteikia pagrindo nustatyti jo temperatūros, nes chromosfera yra išleidžiamas ir labai skaidrus nuolatiniam spektrui, ryšys tarp temperatūros ir spinduliuotės nesilaiko įstatymų Plankas ir Stephen-Boltzmann.

Flokulio ryškumo padidėjimas centrinėse dalyse gali būti paaiškintos chromosferos medžiagos tankio padidėjimu 3-5 kartus su beveik nepakitusios temperatūros verte arba silpnu padidėjimu. Saulės mirksi

Chromosferoje ir karūnoje dažniausiai mažame plote tarp besivystančių dėmių, ypač šalia stiprių magnetinių laukų poliškumo skirsnio, yra pastebimi galingiausi ir sparčiausiai besivystantys saulės aktyvumo apraiškos, vadinamos saulės spinduliais.

Pasibaigus protrūkio pradžioje, vieno iš ryškių dribsnių blankų ryškumas staiga auga. Dažnai mažiau nei minutę, stipri spinduliuotė plinta palei ilgą diržą arba pilamas visą plotą dešimtys tūkstančių km.

Materiame spektro regione, švytėjimo stiprinimas vyksta daugiausia spektrinių linijų vandenilio, jonizuoto kalcio ir kitų metalų. Nuolatinio spektro lygis taip pat padidėja, kartais tiek daug, kad blykstė tampa pastebima baltos šviesos fone Photosphere fone. Tuo pačiu metu su matoma spinduliuotė, UV ir rentgeno spinduliuotės intensyvumas, taip pat saulės radijo emisijos galia yra labai didėja.

Per protrūkių metu, labiausiai trumpoji banga (t. Y., labiausiai "kieta") rentgeno spindulių spektrinių linijų ir net kai kuriais atvejais γ-spinduliuotės yra stebimas. Visų šių rūšių spinduliuotės purslų atsiranda per kelias minutes. Pasiekus maksimalų spinduliuotės lygį palaipsniui silpnėja kelių dešimčių minučių.

Visi išvardyti reiškiniai paaiškinami dideliu kiekiu nestabilios plazmos energijos, esančios labai nehomogeniško magnetinio lauko regione. Dėl magnetinio lauko ir plazmos sąveikos didelė magnetinio lauko energijos dalis patenka į šilumą, šildant dujas iki dešimties milijonų Kelvinovo temperatūros, taip pat eina paspartinti plazmos debesis.

Kartu su makroskopinių plazmos debesų pagreitinimu, santykiniai judėjimai plazmoje ir magnetinių laukų sukelti atskirus dalelių pagreitį į didelės energijos: elektronai iki dešimtys CEV ir protonų yra iki dešimčių MEV.

Tokių saulės dalelių srautas turi didelį poveikį viršutiniams žemės ir jos magnetinio lauko atmosferos sluoksniams.

PROTOUTOYRANS. \\ T

Aktyvios formacijos, pastebėtos karūnoje, yra proteperanai. Palyginti su aplinkinėmis plazmomis, tai yra tankesnė ir "šalto" debesys, švytintis tomis pačiomis spektrinėmis linijomis kaip chromosfera.

Protepesiniai yra labai skirtingos formos ir dydžiai. Dažniausiai tai yra ilgas, labai plokščios formacijos, esančios beveik statmenos saulės paviršiui. Todėl, projektuojant saulėtą diską, proteberanai žiūri į išlenktų pluoštų pavidalu.

Protepesiniai yra ambicingiausi saulės atmosferos formacijos, jų ilgis pasiekia šimtus tūkstančių km, nors plotis neviršija 6 000-10 000 km. Apatinės jų dalys sujungia su chromosfera, o viršutinė išplėsta iki dešimčių tūkstančių km. Tačiau randami išsikišimai ir žymiai dideli dydžiai.

Per išsikišimus nuolat vyksta chromosfera ir karūnos metabolizmas. Tai patvirtina dažnai pastebimi pačių proteberano ir jų atskirų dalių judėjimas, atsirandantis su dešimčių ir šimtų km / s greičiu.

Proteperano atsiradimas, vystymas ir judėjimas yra glaudžiai susiję su saulės dėmių grupių raida. Pirmuoju aktyvios dėmių, trumpalaikių ir sparčiai keičiamų raidos etapais

proteberečiai šalia dėmių. Vėlesniais etapais yra stabilios ramus apsaugai, esamos be pastebimų pokyčių kelių savaičių, ir net mėnesius, po kurio jis gali staiga ateiti į išsikišimą, pasireiškiantis stipriais judėjimais, išmetimu į karūną. ir sparčiai judančio muzikos išsikišumų išsiveržimo išvaizda.

Rytų arba išsiveržė - pagal rūšis panašūs į didžiulius fontanus, pasiekia aukštį iki 1,7 mln. Km virš Saulės paviršiaus. Medžiagos sutirštėjimo judesiai yra greitai; Jie išsiveržia su šimtų km / s greičiu ir greičiau keisti jų kontūras. Didėjant aukštyje, proteberanetai silpnina ir išsklaido. Kai kuriuose išsikišumuose buvo staigūs atskirų krešulių judėjimo greitis. Erotiviniai išsikišimai yra trumpi.

Saulės veikla

Visos aptartos aktyvios saulės atmosferos formacijos yra glaudžiai susijusios su viena su kita.

Dvigubų ir flokulių atsiradimas visada yra prieš taškų atsiradimą.

Mirksi vyksta toliausiai augant vietų grupei arba dėl stiprių jų pokyčių.

Tuo pačiu metu atsiranda apsaugai, kurie dažnai egzistuoja po aktyvios zonos žlugimo.

Visų saulės aktyvumo apraiškų, susijusių su šiuo atmosferos skyriumi, derinys ir tam tikro laiko vystymasis vadinamas saulės aktyvumo centru.

Ant dėmių ir kitų susijusių saulės aktyvumo pasireiškimo skaičius periodiškai skiriasi. ERA, kai didžiausias veiklos centrų skaičius yra vadinamas maksimaliu saulės aktyvumu, ir kai jie yra absoliučiai ar beveik ne visi, yra minimalus.

Saulės aktyvumo laipsnio matas naudoja vadinamuoju. Vilko, proporcingo visam dėmių skaičiui f.ir jų grupių įvertintas skaičius g.: W.= k.(f.+ 10g.).

Proporcingumo koeficientas k.priklauso nuo taikomosios priemonės galios. Paprastai "Wolfe" numeriai vidutiniškai buvo (pavyzdžiui, mėnesiais ar metais) ir statyti saulės aktyvumo grafiką

Saulės veiklos kreivė rodo, kad maksimali ir minima pakaitinė vidutiniškai kas 11 metų, nors intervalai tarp atskirų nuoseklios maksimumo gali

atraskite nuo 7 iki 17 metų.

Minimalios minimalios eros metu sau saulėje, kaip taisyklė, ne visai. Tada jie pradeda pasirodyti toli nuo pusiaujo, apie platumos ± 35 °. Ateityje dažymo zona palaipsniui nusileidžia į pusiaują. Tačiau vietovėse nuo pusiaujo mažiau nei 8 °, dėmės yra labai reti.

Svarbus saulės aktyvumo ciklo bruožas yra vietų magnetinio poliškumo keitimo įstatymas. Per kiekvieną 11 metų ciklą visos pirmaujančios bipolinių grupių dėmės turi tam tikrą poliškumą šiauriniame pusrutulyje ir priešais pietuose. Tas pats pasakytina ir apie uodegos vietas, kuriose poliškumas visada yra priešingas pirmaujančios vietos polirumui. Toliau nurodytu ciklu, pirmaujančių ir uodegų dėmių poliškumas pasikeičia į priešingą. Tuo pačiu metu, poliškumas ir bendras magnetinis laukas saulės, kurių poliai yra šalia rotacijos polių.

Vienuolika metų cikliškumas turi daug kitų savybių: saulės ploto dalis, užimta žibintuvėliais ir flokula, blyksnių dažnis, proteberano skaičius, taip pat karūnos formos ir karūnos formos ir

saulės vėjo jėga.

Saulės aktyvumo ciclicity yra viena iš svarbiausių šiuolaikinės saulės fizikos problemų iki galo, dar išspręstas.